Nötrino

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara
Neutrino
İçerik: Temel Parçacık
Ailesi: Fermiyon
Grubu: Lepton
Etkileşim: zayıf kuvvet ve yerçekimi
Antiparçacık: Antinötrino (muhtemelen nötrino ile özdeş)
Teori: 1930, Wolfgang Pauli tarafından
Keşif: 1956, Clyde Cowan, Frederick Reines, F. B. Harrison, H. W. Kruse, and A. D. McGuire tarafından.
Sembol: νe, νμ and ντ
Tip sayısı: 3 - elektron, müon ve tau
Elektrik yükü: nötr
Renk yükü: 0
Spin: 1/2

Nötrino, ışık hızına yakın hıza sahip olan, elektriksel yükü sıfır olan ve maddelerin içinden neredeyse hiç etkileşmeden geçebilen temel parçacıklardandır. Bu özellikleri nötrinoların algılanmasını oldukça zorlaştırmaktadır. Nötrinoların çok küçük, ancak sıfır olmayan durgun kütleleri vardır. Yunan alfabesindeki ν (nü) ile gösterilir.

Nötrinolar elektriksel yüklerinin olmaması haricinde elektronla benzeşirler. Nötrinolar elektriksel olarak yüksüz olduklarından elektronlar etkilenirken, onlar elektromanyetik kuvvetlerden etkilenmezler. Nötrinolar sadece menzili elektromanyetik kuvvetten çok çok küçük olan 'zayıf' kuvvetten etkilenirler, bu sebepten maddelerin içinden çok etkileşime girmeden geçebilirler. Nötrinoların kütlesi olduğundan yerçekimi kuvvetiyle diğer kütleli parçacıklar gibi etkileşir; ancak yerçekimi kuvveti bilinen dört kuvvetin arasında en zayıf olanıdır.

Nötrinolar belirli atom bozunmalarında veya güneşteki, nükleer reaktörlerdi ya da kozmik ışınlar atomlara çarptığında oluşan nükleer reaksiyonlar sonucu gibi belirli olaylarda açığa çıkarlar. Üç tip nötrino vardır: elektron nötrino, müon nötrino ve tau nötrino. Her tip nötrinonun birer tane de karşı nötrino adı verilen parçacık vardır. Elektron nötrinosu(ya da elektron karşı nötrinosu) protonun nötrona dönüşmesinde ortaya çıkar ya da tersi olarak - beta bozunmasının iki formu. Nötrinoyu içeren etkileşimler zayıf kuvvet tarafından oluşturulmuş sistemlerdir.

Güneşten yayılan çoğu nötrino Dünya'ya ulaşırlar.Saniyede dünya yüzeyinin güneşe dik olan cm² başına yaklaşık 65 milyar nötrino ulaşır.

Tarihçe[değiştir | kaynağı değiştir]

Korunum yasasından nötrinonun varlığının tahmini[değiştir | kaynağı değiştir]

Nötrino, ilk olarak 1930'da Wolfgang Pauli tarafından çekirdekte meydana gelen (o dönem de nötronun bu etkileşimin parçası olduğu bilinmiyordu) ve sonucunda 1 elektron, 1 proton ve 1 karşı-nötrinonun açığa çıktığı beta bozunmasında kütlenin korunumu yasası, momentumun korunumu yasası ve açısal momentumun korunumu yasasını sağlaması için öngörülmüştür.

n0=p++e-+~νe

Pauli, algılanamayan bir parçacığın girenler ve çıkanlar arasındaki enerji,momentum ve açısal momentum farkını taşıdığını teorik olarak ifade etmiştir.

Pauli bu tahmini parçacığa nötron adını vermiştir. Ancak 1932'de James Chadwick kütlesi daha büyük olan bir parçacık keşfedip o da nötron adını vermiştir ve her iki parçacık aynı adı taşımıştır. Daha sonra 1934'de beta bozunmasının teorisini üreten Enrico Fermi kütlesi küçük olan bu parçacığa nötrino adını vererek bu karışıklığı gidermiştir. İtalyanca da nötrino küçük nötron anlamına gelir.

İndirgenmiş beta bozunmasından doğrudan algılanması[değiştir | kaynağı değiştir]

1942'de Kan-Chang Wang beta yakalamanın deneysel olarak nötrinonun algılanmasını sağlayacağını öngörmüştür.Science'ın 20 Temmuz 1956 tarihli sayısında Clyde Cowan, Frederick Reines, F. B. Harrison, H. W. Kruse ve A. D. McGuire nötrinoyu algıladıklarını yayınladılar. Bundan yaklaşık 40 yıl sonra bu çalışmalarıyla 1995'te Nobel Ödülü'ü aldılar.

Günümüzde Cowan-Reines deneyi olarak bilinen bu deneyde nötrinolar nükleer reaktördeki beta bozunmasında nötrinonun protona çarpması sonucu ortaya nötron ve pozitron çıkar.

e+p+=n0+e+

Ortaya çıkan pozitron derhal bir elektronla birleşerek iptal olur ve bu birleşme sonucu ortaya çıkan iki gama ışını algılanabilir.Nötron ise uygun bir çekirdek tarafından yakalanır ve ortaya gama ışını çıkar. Bu rastlantısal iki olay -pozitronun iptal olması ve nötronun yakalanması- karşı nötrino etkileşimi için özgül işaretlerdir.

Günümüzde bu deney sonucu tahmin edilmiş olan ve ortaya çıkan parçacığın karşı-nötrino olduğu bilinmektedir.

Nötrino türlerinin deneysel kanıtı[değiştir | kaynağı değiştir]

Leon M. Lederman, Melvin Schwartz ve Jack steinberger'e 1988 Nobel Ödülü almalarını sağlayan 1962'deki çalışmalarında müon nötrinosunu bularak (teorik olarak tahmin edilerek neutretto adı verilmişti) sadece tek tip nötrino olmadığını göstermiştir.1975'te Stanford Linear Accelerator Center'da üçüncü tür lepton olan tau keşfedildiğinde ona eşlik eden bir nötrino (tau nötrinosu) tahmin ediliyordu.Üçüncü tip bir nötrinonun varlığının ilk kanıtı nötrinonun bulunmasını sağlayan beta bozunmasına benzer tau bozunmasındaki eksik enerji ve momentumdu.Tau nötrinosunun ilk algılanması 2000 yılında Fermilab'daki DONUT işbirliği tarafından duyuruldu.Bu Satndart Model'in algılanabilen son parçacığı oldu.Tau nötrinosunun varlığı Büyük Elektron-Pozitron Çarpıştırısı tarafından tekrar onaylandı.

Güneş nötrinosu uyumsuzluk problemi[değiştir | kaynağı değiştir]

1960'ların sonlarından itibaren birçok deneysel çalışma güneşten gelen nötrino sayısının Standart Güneş modeli'nin öngördüğünün üçte biri ya da yarısı kadar olduğunu göstermişti.Güneş nötrinosu problemi olarak bilinen bu problem yaklaşık 30 yıl boyunca çözümsüz kaldı.Parçacık fiziğinde standat model ,nötrinonun kütlesi olduğunu bu sebepten türünü değiştiremeyeceğini söyler; ancak eğer nötrinonun kütlesi varsa türünü değiştirebilir(salınım yapabilir).

Nötrinonun salınımı için uygulanabilir bir yöntem ilk olarak 1957'de Bruno Pontecorvo tarafından kaon salınımı örnek alınarak önerildi.10 yılı aşkın bir süre matematiksel formülünü ve modelini geliştirmek için çalıştı.1985'te Stanislav Mikheyev ve Alexei Smirnov ( 1978'deki Lincoln Wolfenstein'nın çalışmasını geliştirerek) tür salınımının nötrinonun maddenin içinden geçtiğini kabul ederek yeniden düzenlenebileceğini söylediler. Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein etkisi olarak bilinen bu çalışma güneşten salınan nötrinoların güneşin merkezindeki yoğun maddelerden nasıl geçerek dünyadaki dedektörlere ulaştığını anlamakta çok önemlidir.

Güneş nötrinosunun tür salınımının doğrudan algılanması[değiştir | kaynağı değiştir]

1998'den başlayarak deneyler güneş ve atmosfer nötrinosunun tür salınımını göstermeye başladı(Süper-Kamiokande ve Sudbury Nötrino Gözlemcisi'ne bakınız).Bu güneş nötrinosu problemini çözdü.Güneşte oluşan elektron nötrinosu kısmı olarak algılanamayan diğer türlere dönüşerek dünyaya ulaştığı bulundu.

Bazı deneylerin sonuçları nötrinonun salınımsız mekanizmasıyla tutarlı olsa da genel olarak tüm deneyler göz önüne alındığında nötrinonun tür salınımı yaptığı gösterilmiştir.Özellikle KamLAND reaktör deneyi ve MINOS hızlandırıcı deneyi bununla ilgilidir.KamLAND deneyi güneşteki elektron nötrinosunun dönüşümü tanımlamıştır.MINOS ise atmosfer nötrinosunun dönüşümünü göstermiş ve düzenli kütle dağılışını göstermiştir.

Süpernova nötrinosunun algılanması[değiştir | kaynağı değiştir]

Raymond Davis Jr. bu alanda öncü olan kozmik nötrino üzerine çalışması ile ve Masatoshi Koshiba süpernova nötrinosunu ilk bulgulayan kişi olarak 2002'de Fizik Nobel Ödülü almışlardır.Güneş nötrinosunun ve 1987'de SN 1987A süpernovanın nötrinoların bulgulanması ile nötrino astronomisi alanı başlamıştır.

Özellikleri ve reaksiyonları[değiştir | kaynağı değiştir]

Nötrinolar yarım tam sayı spine sahiptirler, bu sebepten fermiyondurlar.Temel olarak zayıf kuvvetle etkileşime girerler.Nötrino tür salınımının keşfi kütleleri olduğunu göstermiştir.Kütlelerin olması çok zayıf (10-19 μB derecesinde) nötrino manyetik momentine sahip olduklarını ve elektromanyetik etkileşimlere girdiklerini öngörür.Kolombiya Üniversitesi'nde C.S.Wu tarafından yapılan deneyde nötrinoların her zaman sağ kiralitesi olduğu gösterilmiştir.

Nötrinoların radyoaktif reaksiyonların arka plan süreçlerinde özgün olarak tanımlanması oldukça zordur.Bu sebepten, erken dönemdeki deneylerde özel bir reaksiyon yolu seçerek bu kolaylaştırılmaya çalışılmıştır.Örneğin sudaki bir hidrojen atomunun çekirdeğindeki karşı nötrinonun etkileşimi gibi.Bulgulamak için yapılan bir deneyde hidrojenin çekirdeği basitçe tek protondan oluştuğundan ve ağır çekirdeklerdeki gibi zincirleme nükleer bir arka plan reaksiyonunu incelemek gerekmediğinden oldukça kolaylaştırıcıdır.Nükleer reaktörün hemen yanına konulan bir metreküplük suda göreceli olarak bu tip reaksiyonlar oluşur, ancak bu deney seti şuan plütonyumun oluşma oranını bulmak için kullanılmaktadır.

Kırılma indisi ve MSW etkisiyle analoji kurma[değiştir | kaynağı değiştir]

Işığın geçirken maddelr içinden geçişine benzer olarak nötrinolar maddenin içinden geçebilirler.Bu süreç doğrudan bulgulanabilir değildir, çünkü iyonlaşma ışıması meydana gelmez; ancak MSW etkisi yaratır. Nötrinonun enerjisinin çok küçük bir kısmı maddeye aktarılır.

Nötrinolar daha ağır çekirdeklerle etkileşime girebilir, onları başka bir çekirdeğe dönüştürebilir[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu süreç radyokimyasal nötrino dedektöründe kullanılır.Bu durumda hedef çekirdeğin spini ve enerjisi göz önüne alınarak etkileşime girme ihtimalleri hesaplanır.Genellikle etkileşime girme ihtimal çekirdekteki nötron ve proton sayısı artıkça artar.

Nötrinolar nükleer bozunma oranını etkileyebilir[değiştir | kaynağı değiştir]

Ruslara ait bir çalışmada sanıldığı gibi nükleer bozunma oranının sabit olmadığını ve güneşte ortaya çıkan nötrino sayısından etkilendiği bulgulanmıştır. Bu çalışma doğru ve tarih boyunca güneşten gelen nötrino saysı sabit değil ise radyoaktif tarihleme güvenirliği değişecektir.

Gözlemlenmemiş teorik reaksiyonlar:indirgenmiş nötrino fizyonu[değiştir | kaynağı değiştir]

Nötronların nükleer reaktörlerde yaptığı gibi nötrinolar da ağır çekirdeklerde fizyon reaksiyonu tetikleyebilir.Bu laboratuvar ortamında henüz bulgulanabilmiş olmasa da yıldızlar ve süpernovalarda gerçekleşen olayın bu olduğunu tahmin ediliyor.Bu süreç doğadaki isotopların oranını etkiliyor olabilir.

Nötrino tipleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Neutrinos in the Standard Model
of elementary particles
Fermiyon Sembol Kütle
Nesil 1
Elektron nötrino νe < 2.2 eV
Elektron karşı-nötrino e < 2.2 eV
Nesil 2
Müon nötrino νμ < 170 keV
Müon karşı-nötrino μ < 170 keV
Nesil 3
Tau nötrino ντ < 15.5 MeV
Tau karşı-nötrino τ < 15.5 MeV

Standart modeldeki leptonlara eş olan üç tip nötrino vardır: elektron nötrino, müon nötrino ve tau nötrino(yandaki tabloya bakınız).Güncel olarak nötrino tipleri en açık Z bozonnun bozunmasında görülür.Bu parçacık herhangi bir hafif nötrino tipine veya karşı-nötrino tipine bozunabilmektedir ve ne kadar çok bozunabileceği uygun nötrino tipi varsa yarı ömrü o kadar kısadır.[[Standart model]de 6 kuark ve 6 leptona karşılık fizikçiler 3 tip nötrino olması gerektiğini kabul ederler: ancak açık bir şekilde kaç tip nötrinonun olduğunun tespiti parçacık fiziğinin amaçları arasındadır.

Olası zayıf kuvvetle etkileşime girmeyen, tip salınımlarıyle meydana gelebilecek daha arı nötinoların olma ihtimali Z bozonuna dayalı ölçümler tarafından etkilenmez, LSND deneyi bu tarz nötrinoların varlığının sinyalini vermiştir.Ancak MiniBooNE deneyinin son zamanlardaki anarmol datalara ve bu dataların arı nötrinolar gibi egzotik nötrino tiplerine işaret edebilir olmasına rağmen,MiniBooNE deneyi bu arı nötrinoların deneysel sonuçları açıklamakta gerekli olmayacağını önermektedir.

Son zamanlarda analiz edilen kozmik arka plan radyasyonunun Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Araştırma Aracı'nın dataları üç ya da dört tip nötrino olduğuyla hemfikir. Araştırma aracından elde edilecek 2 yıllık daha data sonunda bu problemin çözülmesi umut edilmektedir.

Karşı-nötrinolar[değiştir | kaynağı değiştir]

Karşı-nötrinolar beta bozunması sonucu ortaya çıkan, nötr olan nötrinoların Karşı-parçacıklarıdır.Bir nötronun bir protona dönüştüğü beta yayılımı esnasında yayılırlar.½ spine sapitirler ve lepton ailesi parçacıklara girerler.Gözlemlene tüm karşı-nötrinolar sağ yönlü sarmanlık sahiptir, bu sebepten olası iki spinden sadece tekine sahip olabildikleri gözlemlenmiştir ki nötrinoların hepsi de sol yönlü sarmallığa sahiptir.Karşı-nötrinolar da nötrinolar gibi maddelerin içinden geçerler ve sadece yerçekimi kuvveti ve zayıf kuvvetle etkileşirler, bu özellikleri onları deneysel olarak gözlemlenmeleri çok zor kılar.Nötrino salınımı deneyi karşı-nötrinoların kütlesi olduğunu gösterirken beta bozunumu deneyi bu kütlenin çok küçük olması gerektiğini göstermiştir.[[Işığın nötrino teorisi]9ne göre bir nötrino ve karşı-nötrino etkileşime girdiklerinde bileşik bir foton oluştururlar.

Nötrino ve karşı-nötrino yüksüz olduklarından aynı parçacık olma ihtimalleri vardır. Bu özelliğe sahip parçacıklar Majorana parçacıkları verilir.Eğer gerçekten bunlar Majorana parçacıklar ise nötrinosuz çift beta bozunması mümkündür.bazı deneyler bu süreci gözlemlemeye çalışmıştır.

Dünya çapında karşı-nötrinoları nükleer silahların yaygınlaşmasını engellemek için reaktörleri tespit etmede kullanmak üzerine çalışmalar başlamıştır.

Karşı-nötrinolar ilk olarak kadmiyum çekirdeğinin bir su tankı ile etkileşmesi sonucu bulgulanmıştır. Bunun ardından nükleer reaktörler karşı-nötrinoları kontrol etmek için kullanılmıştır.

Tip salınımı[değiştir | kaynağı değiştir]

Nötrinolar genellikle çok belirli tiplerle(elektron, müon, tau) algılanırlar.Ancak nötrino tip salınımı olarak bilinen fenomende nötrinolar uzayda hareket ederken tip değiştirebilirler.Özellikle bu nötrinonun tip özdurumlarının kütle özdurumlarıyla(basitçe 1,2,3 diyelim) eş olmamasından kaynaklanır.Bu durum uzayda bir noktada elektron nötrino olarak algılanan bir nötrinonun ilerlerken başka bir noktada müon ya da tau nötrinosu olarak algılanma olasılığının olmasını sağlar.

Nötrino ve karşı-nötrinonun aynı parçacık olma ihtimali vardır. bu fikir il olarak İtalyan fizikçi Ettore Majonara tarafından ortaya atılmıştır.Bir nötrino spin durumunu değiştirerek bir karşı-nötrinoya (ya da tam tersi) dönüşebilir.

Böyle bir spin dönüşümünün olabilmesi için nötrinonun kütlesi olması gerekmektedir, ki bu nedenle ışık hızından daha yavaş hareket ediyor olsun. Çünkü böyle bir spin dönüşümü ancak sabit referans sistemi'nde mümkündür. Bunun olabilmesi için referans sisteminin nötrinodan daha hızlı hareket etmesi gerekir.

Sürat[değiştir | kaynağı değiştir]

Nötrino salını fikri ortaya çıkmadan önce genel kabul nötrinonun ışık hızında hareket ettiğiydi.Nötrinonun hızı problemi kütlesi ile yakından ilintilidir.Görecelilik kuramına göre eğer ki nötrino kütlesiz ise ışık hızında hareket edecektir, ancak kütlesi varsa ışık hızına ulaşamaz.

1980'li yılların başında nötrinonun hızını ölçmede ilk olarak darbeli pion demetleri(ki darbeli proton demetlerinin bir hedefe çarptırılmasıyla elde edlir) kullanılmıştır. Pionlar bozunarak nötrinoya dönüşmüştür ve nötrinoların uygun bir uzaklıktaki dedektörün zaman penceresiyle etkileşimi gözlenmiştir, bunun sonucu ışık hızıyla tutarlı çıkmıştır. Deney MINOS detektörü ile tekrar edilmiş ve 3GeV nötrino için 1.000051(26)c bulunmuştur. Hızının ortalama değeri ışık hızından büyük çıkmış olsa da, hesaplanan belirsizlik hızının gerçek değerinin ışık hızından büyük olmadığını gösterecek kadar büyüktür. Deneysel ölçümler müon nötrinonun kütlesi için % 90 kesinlikle yaklaşık 50 MeV'lik bir üst sınır belirlemiştir.

Aynı gözlem daha büyük aralıkta süpernova 1087a'da da yapılmıştır. Bu gözlemde nötrinonun hızı ışık hızına eşit çıkmıştır. bu sebepten nötrinonun kütlesini belirlemede hızının ölçümleri yeterli değildir.

Kütle[değiştir | kaynağı değiştir]

Parçacık fiziğinde standart model genel çerçevesine nötrinoları kütleli kabul etmeleri sorun olmamasına rağmen nötrinonun kütlesiz olduğunu kabul etmektedir.Gerçekte deneysel olarak kurgulanmış olan nötrino salınımı nötrinoların sıfırdan farklı kütlelerinin olduğunu kabul eder.Esasen 1975'de Brunu Pontecorvotarafından düşünülmüştür.

Nötrinonun kütlesine üst sınır belirleyen en geçerli yaklaşım kozmolojiye aittir.Büyük Patlama modeli kozmik mikrodalga arka planında nötrino sayısı ve foton sayısı arasında sabit bir oran olduğunu öngörür.Eğer üç tip nötrinoya ait toplan enerjiden nötrino başına 50 eV'lik bir enerji düşseydi, evrende kütle miktarı çok fazla olur ve evren çökerdi.Eğer ki nötrinoların stabil olmadığı kabul edilirse bu sınır engellenebilir; ancak standart model bunu zorlaştırmaktadır.Kozmik mikrodalga geri plan radyasyonu. galaksi araştırmaları ve Lyman-alpha ormanı gibi kozmik veriler incelendiğinde nötrinonun kütlesi için daha kesin bir sınırlayıcı ortaya çıkar. Burdan nötrinolarının kütlelerinin toplamının 0.3 eV^den küçük olması gerektiği çıkarımı yapılır.

1998'de Süper-Kamiokande nötrino detektörü gerçekten de nötrinonun tip salınımı yaptığını ve bu sebepten kütlesi olması gerektiğini göstermiştir.Bu nötrinoların kütlelerini göstermiş olsa da kütlelerin aralığı hala bilinmemektedir.Bunun sebebi nötrino salınımı sadece kütlelerin karelerinin farkına bağlıdır.Şimdiye kadar kütle özdüzeni 1 ve 2 arasındaki farka en iyi yakınsamayı (Δm221 = 0.000079 eV2) 2005'te KamLAND yapmıştır.2006'da MINOS müon nötrinosunun salımını incelemiş ve kütle özdüzeni 2 v3 arasındaki kütlelerin karesi farkını bulmuştur.İlk veriler |Δm232| = 0.0027 eV2 olduğunu göstermiştir ki KamLAND ile tutarlıdır.|Δm232| iki kütlenin kareleri farkı olduğundan en azından biri bu değerin karekökü olmak zorundadır, bu da en az bir nötrino kütle özdüzeninin en az 0.04 eV'ye sahip olduğunu gösterir.

2009'da galaksi kümesinden gelen verilerin işlenmesiyle nötrinonun kütlesinin 1.5 eV civarında olduğu tahmin edilmektedir.Buna göre meV aralığındaki tüm nötrino salınmaları için tüm nötrinoların kütleleri yaklaşık olarak eşittir.Bu değer Mainz-Troitsk'nın elektron nötrinosu için öngördüğü 2 eV'lik üst sınırın altındadır.Bu değer 2015'te KATRIN deneyinde tekrar kontrol edilecek ve 0.2 eV ile 2 eV arasında bir değer bulunursa Soğuk Kara Madde parçacığının yok olduğu ispatlanmış olacaktır.

Nötrinonun kütlesini tam olarak belirlemek için hala çalışmalar devam etmektedir.Yöntem olara beta bozunması (KATRIN and MARE) ya da nöronsuz çift beta bozunması(GERDA,CUORE/Cuoricino,NEMO-3 gibi) kullanılmaktadır.

Mayıs 2010'da CERN'deki fizikçiler ve Ulusal Nükleer Fizik Enstitüsü Ulusal Gran Sasso Labraruvarı nötrino dönüşümünü gözlediklerini bildirdi ki bu nötrinonun kütlesi olduğunu göstermektedir.

Tekrar çözülmesi gereken astronomik kanıtların tersine temmuz 2010'da3-D MegaZ deneyi üç nötrinonun bileşik kütlesinin 280 meV'den az olması gerektiğini göstermiştir.

Yönsellik[değiştir | kaynağı değiştir]

Deneysel sonuçlar göstermektedir ki neredeyse gözlenen tüm nötrinoların sol yönlü sarmallığa(momentaya ters-paralel spin) sahip olduğunu ve karşı-nötrinoların hata payı ile sol yönlü sarmallığa sahip olduğunu göstermiştir.Kütlesizlik sınırında her iki parçacık için olası tek bir kıralite olduğu anlamına gelir.Bu kıraliteler Standart Model'de bulun kıralitelerdir.

Bu karşıtlığın olmama ihtimali vardır.Eğer böyle ise nötrinoların özellikleri gözlenenlerden oldukça farklıdır.Teorik olarak ya çok ağırlar ya da zayıf kuvvetlerle etkileşime girmiyorlar(arı nötrino ya da her ikisi birden olabilir.

Sıfır olamayan nötrino kütlesi işleri karıştırır.Nötrinolar zayıf etkileşimde kiralite özdüzeni olarak ortaya çıkarlar.Ancak kütleli parçacıkların kıralitesi hareketin bir sabiti değildir;sarmallık ise öyledir, ama kıralite operatörü ile sarmallık operatörü aynı özdüzenleri paylaşmaz.Bağımsız nötrinolar mν/E aralığında karışık genlikle sol ve sağ yönlü sarmallığa sahip karışık olarak hareket ederler.Bu deneysel verileri kayda değer şekilde etkilemez, çünkü nötrinolar genellikle göreceli değildir ve bu karışık genlik birbirini söndürecek kadar küçüktür(örneğin çoğu güneş nötrinosu 100keV-1MeV aralığında enerjiye sahiptir, bu sebepten 'yanlış' sarmallık 10-10 sınırını aşmalarını sağlayamaz).

Nötrino kaynakları[değiştir | kaynağı değiştir]

Yapay olarak üretilen nötrinolar[değiştir | kaynağı değiştir]

Nükleer reaktörler yapay nötrinolar için en temel kaynaktır.Karşı-nötron, fizyon sürecinde sonraki nötronca zengin sonraki nesildeki beta bozunması sonucu ortaya çıkar.Genellikle karşı-nötrino akısı 235U,238U, 239Pu ve 241Pu'dan (fizyondaki beta-eksi bozunması sonucu)ortaya çıkar.Nükleer fizyonda yaklaşık 200 MeV'lik bir enerji ortaya çıkar ve %4.5 (yaklaşık 9 MeV) kısmı karşı-nötrino olarak salınır.4000 MW'lık temal enerjili ve 1300 Mw'lık elektrik gücü üretiçli tipik bir nükleer reaktörde atomların fizyonu sonucu ortaya 4185 MW güç üretilir, 185 MW'lık kısmı karşı-nötrino olarak salınır ve nükleer reaktörün yapısında buna sebep olacak bir mühendislik yoktur.Bunun anlamı nükleer reaktörün 185 MW'lık kısmı kayıp olur, ısıya dönüşerek tribünleri çevirmez, karşı-nötron olarak salınır ve hiç iz bırakmadan binanın duvarlarından geçer ve kaybolur.

Karşı-nötrinonun enerji tayfı hangi kaynak kullanıldığına göre değişir (plütonyum-239 sonucu ortaya çıkan enerji uranyum-235 sonucu ortaya çıkan enerjiden biraz daha fazladır); ancak genellikle algılanabilir karşı-nötrinoların yaklaşık maksimum 10 MeV değeriyle 3.5 MeV ile 4 MeV arasında bir pik değeri vardır.Düşük enerjiye sahip karşı-nötrinoları algılamak için bir deney düzeneği yoktur, en az 1.8 MeV enerjiye sahip karşı-nötrinolar tek olarak algılanabilir.Yaklaşık olarak nükleer reaktörden salınan karşı-nötrinoların %3 sınır değerin üzerindedir.Ortalama bir nükleer güç tesisi sınırın üzerinde saniyede 1020 karşı-nötrino ve çok daha fazlasını mevcut dedektörlerle algılanamayacak olan karşı-nötrino salar.

Bazı parçacık hızlandırıcılar nötrino demeti oluşturmak için kullanılır.Teknik, hızlandırılmış protonu sabitlenmiş bir hedefe çarptırılarak yüklü piyon veya kayon yaratmayı içerir.Bu kararsız parçacıklar daha sonra manyetik alanla hareket ederken bozunabilecekeleri bir tünele odaklanır.Bu bozunan parçacıkların göreceli itmeleri isotropik nötrinolar yerine nötrino demetleri oluşturur. Müon bozunmasından nötrino etmek için hızlandırıcı tesisi yapımı çalışmaları devam etmektedir.Bu tarz tesisler genellikle nötrino fabrikası olarak bilinir.

Nükleer bombalar da yüksek miktarda nötrino salınımı yapar.J.M. Kellogg tarafından nükleer reaktörler kullanılması önerilmeden önce Fred Reines ve Clyde Cowan nötrinoları bombalarda algılamayı düşünmüşlerdir.

Coğrafik üretilen nötrinolar[değiştir | kaynağı değiştir]

Nötrinolar doğal olarak arka plan ışıması olarak salınır.Özel olarak, 238U ve 232Th izotoplarının ve 40K'nın bozunması karşı-nötrino salarlar.Bu coğrafi nötrin olarak anılan dünyanın iç kesimleri hakkında bilgi edinmek için değerlidir.Coğrafi nötrinolar için ilk gösterge 2005'te KimLAND deneyinde bulunmuştur.Coğrafi nötrinoların ölçümünde KimLAND'in temel arka planı reaktörden salınan karşı-nötrinodur.Daha sonraki deneylerde coğrafi nötrinoların ölçümü için deneylerin geliştirilmesi amaçlanmaktadır, bunun için reaktörlerden uzakta olması gerekir.

Atmosfer nötrinoları[değiştir | kaynağı değiştir]

Kozmik ışınların dünya atmosferindeki atom çekirdeklerine çarptığında kararsız olan parçacık yağmurları oluşturur ve bu kararsız parçacıklar beta bozunmasına uğrayarak nötrino salınımı yapar.Taka Temel Araştırmalar Enstitüsü, Hindistan;Osaka Şehir Üniversitesi, Japonya ve Durham Üniversitesi, UK'deki parçacık fizikçiler ilk olarak 1965'de Hindistan'daki KGF altın madeninde kozmik nötrinonun etkileşimini kayda geçirmişlerdir.

Güneş nötrinoları[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş nötrinoları asıl olarak güneş ve diğer yıldızlardaki füzyon sonucu oluşurlar.Sürecin detayları standart güneş modeli tarafından açıklanır. Kısaca dört proton birleşerk helyumu oluştururken, iki tanesi nötrona dönüşür ve bu dönüşümde iki tana elektron nötrino salınır.

Güneş her yönde devasa miktarda nötrino salar.Her saniye dünyanın güneşe dönük yüzünün her santimetre karesine yaklaşık 65 milyar nötrino ulaşır.Nötrinolar Dünya'nın kütlesi tarafında kayde değer şekilde soğrulmadığından Dünya'nın Güneş'e dönük olmayan yüzüne de aynı miktarda nötrino ulaşır.

Süpernova nötrinoları[değiştir | kaynağı değiştir]

Nötrinolar Tip Ib, Ic ve II(çekirdek çökmesi) süpernovalarda önemli bir üründür.Böyle bir olayda, çekirdekdeki yoğunluk (1017 kg/m3) o kadar yüksektir ki elektronun eşenerjilik, elektron ve protonun birleşerek nötron ve elektron nötrinosu oluşturmasından kaçmasına yeterli değildir.İkinci ve daha önemli bir nötrino kaynağı da tüm tatlardaki nötrino - karşı-nötrino ikilisinin ayrılmasıyla oluşan nötron çekirdeğin termal enerjisidir(100 milyon kelvin).Süpernovada açığa çıkan enerjinin çoğunluğu çok büyük nötrino patlamaları olarak salınır.İlk deneysel veriler 1987A süpernovadaki nötrinoların bulgulanması ile elde edildi. 13 saniyeden kısa bir patlamada su bazlı dedektörler Kamiokande II ve IMB sırasıyla termal kaynaklı 11 ve 8 nötrino algılarken sintilatör temelli dedektör Baksan termal ya da elektrik yakama temmli 5 nötrino (lepton sayısı=1) bulgulamıştır.Bu olay nötrinoların yıldızı çarpışması gibi olaylar sonucu da üretilir olabileceği fikrini doğurdu.Süpernovadaki nötrino sinyalleri, sonraki şok dalgasıyla orta çıkma gerçekliğine dayanarak beklendiği üzere ilk elektromanyetik ışımalardan birkaç saat önce dünyaya ulaşır.Nötrinoların patlayan yılduzın çalkalanan maddesiyle istisnai olarak çok zayıf etkileştiğinden geçip giderken elektromanyetik ışımanın fotonları yavaşlar.

Nötrinolar maddeyle çok az etkileştiğinden, nötrinoların süpernova patlamasının en iç kesmi hakkında bilgi taşıdığı düşünülmektedir.Süpernova paylamasının şok dalgasının oluşturduğu radyoaktif elementlerin görünür ışımalrı ve süpernovanın kendi ürettiği ışınlar yopun ve karmaşık gaz tarafından dağıtılır.Diğer taraftan nötrinolar bu gaz bulutunun içinden geçerek süpernovanın iç kesimleri hakkında bilgi taşır(süpernovanın merkezindeki yoğunluk nötrinoları etkilemeye yeterliydi). Bundan dolayı nötrino patlamalarının, görünür ve gama ışınları, radyo dalgalarından daha çabuk ulaşacağı beklenir.Ardaki zaman rötar şok dalgasının hızına ve yıldızın en dış katmanının kalınlığına bağlıdır.Tip II süpernova için astronomlar nötrino yağışının yıldız çekirdeğinin çökmesinden saniyeler sonra başladığını, ancak ilk elektromanyetik ışımanın saatler sonra olduğunu düşünmektedirler.SNWE projesi olası süpernova olaylarını yakalamak için nötrino dedektörleri arasında gökyüzününü gözlemlemek için bir ağ kurmuştur. Bu Samanyolu'ndaki olası süpernova patlamaları için bir uyarı sistemi oluşturmaktadır.

Yüksek enerji kozmik nötrinoları[değiştir | kaynağı değiştir]

Süpernova nötrinolarının enerji aralığı birkaç MeV'den birkaç on MeV arasındadır.Ancak, süpernova patlamaların karmaşık gas ortamında (süpernova kalıntısı) üretilen kozmik ışınların hızlandırıldığı bloklarda bundan bir milyon kat daha enerjili nötrinolar yayması beklenmektedir.Walter Baade ve Fritz Zwicky kozmik ışınları süpernovalara atfederken hipotezleri Vitaly L. Ginzburg ve Sergei I. Syrovatsky tarafından düzeltilererk süpernova kalıntılarına atfedilmiştir. Vitaly ve Sergei iddialarını önemi bir işaretle desteklemişlerdir:eğer süpernova kalıntılarının ivmelenmesinin verim oranı yüzde 10 ise Samanyolu'nun kaybettiği kozmik ışınlar telafi edilmektedir.Ginzburg ve Syrovatsky'ın iddiaları Enrico fermi tarafından çizilen teorik çerçeveyle tutarlı olan süpernova kalıntılarındaki 'şok dalgası ivmelenmesi'nin özgül mekanizması ve gözlemlenen verilerle desteklenmektedir. Çok yüksek enerjili nötrinolar hala görülmeyi beklemektedir, ancak nötrino astronumisinin bu alanı hala çok erken dönemindedir.Baikal, AMANDA,IceCube,Anteres, NEMO ve Nestor yüksek enerjili nötrinoları gözlemlemeyi amaçlayan mevcut veya yakında faaliyete geçecek olan deneylerdir. İlişkili bilgiler gama ışını gözlemcileri HESS ve MAGIC tarafından sağlanmaktadır.Esasen kozmik ışınların çarpışmaları yüklü piyonlar ki bunların bozunması nötrino salınımı yapacaktır ve yüksüz piyonlar oluşturacaktır ve süpernova kalıntısı her iki ışıma için de geçirgendir.

Ekstra-galaktik kozmik ışın etkileşimiyle açığa çıkan yüksek enerjili nötrinolar hala Pierre Auger Gözlemcisi ya da özelleşmiş ANITA deneyi tarafından gözlemlenebilir.

Kozmik arka plan ışıması nötrinoları[değiştir | kaynağı değiştir]

Tıpkı Büyük Patlamadan kalan kozmik mikrodalga arka plan ışıması gibi, düşük enerjili nötrinosunun da arka planı olduğu düşünülüyor.1980'lerde bunun evreni dolduran kara maddeyi açıklayabileceği düşünülüyordu.Nötrinoların kara maddeye aday olmalarında önemli bir avantajları var olduklarının bilinmesi, ancak bunun yanında birçok problem de içermektedirler.

Parçacık deneylerinden nötrinoların çok hafif olduğu ve ışık hızına ysakın hızlarda hareket ettiği bilinmektedir.Bu nötrinolardan oluşan kara madde sıcak kara madde olarak adlandırılır.Burdaki temel problem yüksek hızları, çünkü nötrinolar kozmik genişleme onları soğutup kümelr halinde toplaşmalarını sağlamadan önce evrene dağılabilirler.Bu nötrinolardan oluşan kara maddeyi belirsizleştirir ve gördüğümüz büyük galaktik yapıyı imkansız kılar.

Dahası bu aynı galaksiler ve galaksi grupları onlardan kaçacak kadar hızlı olmayan kara maddeyle çevrilidir.Tahminen bu madde, yapılanma için gereken yerçekimi çekirdeklerini sağlamaktadır.Bu kara maddenin sadece küçük bir kısmının nötrinolar tarafından oluşturulduğunu gösterir.

Kozmolojik argümanlar kalıntı arka plan nötrinolarının, kütlesiz iseler 1.9 K sıcaklığa ve santimetre karede her tipten 56'şar yoğunluğa; eğer ki 0.0001 eV kütleleri varsa daha soğuk sıcaklığa sahip olduğunu söyler.Kalıntı arka plan nötrinolarının yoğunlukları yüksek olmasına rağmen çok düşük ara kesit enerjilerinden(eV'nin altında) dolayı laboratuvar ortamında henüz algınamamışlardır.Buna karşın arka plan nötrinosunun yoğunluğunun 6'da 1'ine sahip olmasına rağmen daha yüksek enerjiye sahip olan boron-8 güneş nötrinosu tanılanmıştır.

Nötrino tayini[değiştir | kaynağı değiştir]

Nötrinolar çok zayıf etkileşime girdiklerinden, anlamlı sayıda nötrino tayin edebilmesi için nötrino algılayıcılarının çok büyük olması gerekir.Nötrino algılayıcıları genellikle kozmik ışın ve arka plan ışımasını engellemek için yer altına inşa edilirler.

Karşı-nötrinolar ilk olarak 1956'da bir nükleer reaktörün yanında algılanmışlardır.Reines ve Cowal, suda çözünmüş kadmiyum klorat içeren iki hedef kullanmışlardır.Kadmiyum hedefin yanına iki sintilasyon(kırpışım)algılayıcı yerleştirilmiştir.1.8 MeV sınırının üzerinde enerjiye sahip karşı-nötrinolar sudaki protonlarla etkileşime girerek pozitron ve nötron oluşturmuşlardır.Bu pozitronların elektronlarla birbirini iptal etmesi sonucu 0.5 MeV enerjili fotonlar açığa çıkar ve foton çifteleri hedefin alt ve üstündeki iki sintilasyon algılayıcı tarafında algılanabilir.nötronlar kadmiyum çekirdeği tarafından yakalanarak 8Mev enerjili dama ışıması yapar ve bu ışıma pozitronun iptali sonucu çıkan fotondan birkaç mikrosaniye sonra algılanır.

Ozamandan beri birçok değişik algılama yöntemi kullanılmıştır.Süper Kamiokande gelen nötrinonun suda elektron ve müon yaratması sonucu salınan Cherenkov ışımasını algılamak için çevresi fotoçoğaltıcı tüplerle çevrilmiş büyük hacimli bir su tankıdır.Sudbury Nötrino Gözlemcisi de benzerdir, ancak gözlem ortamı olarak ağır sı kullanılır.Aynı etkiden yaralanılsa da fazladan başka etkileşimlere de izin verir. Sonucunda çıkan nötronun klorin yakalanması sonucu gama ışımasının algılanmasıyle döteryumun herhangi tipteki nötrino foto ayrılmasını da algılar.Diğer algılayıcılar, elektrik nötrinosunun esas halleriyle etkileşimleriyle oluşan aşırı argon ve germanyumu kontrol etmek için sırasıyla klorin ve galyumla doludur.

Nötrinolara ilginin bilimsel motivasyonları[değiştir | kaynağı değiştir]

Nötrinolara olan bilimsel ilginin nedeni, nötrinolar , optik ya da radyo gibi gözlem tekniklerinin görüş alanlarıyla sınırlı olarak tanınan çevreye farklı bir irdeleme imkanını verebilir olmasıdır.

Nötrinoların ilk olarak 20. yy'de Güneş'in çekirdeğini incelemek için kullanılabileceği öngörülmüştür. Güneşin çekirdeğinin, çekirdeğini kaplayan devasa miktardaki maddenin sebep olduğu elektromanyetik ışımanın difüzyondan dolayı doğrudan optik bir inceleme mümkün değildir.Diğer taraftan nötrinolar yıldız füzyon yıldız reaksiyonlarında üretilir ve maddeyle çok zayıf etkileşime girer, çok az etkileşerek Güneş'ten geçer.Güneşin çekirdeğinden salınan fotonunun güneşin dış katmanına yayılması 40000 yıl gerektirirken nötrinolar görsel olarak engellenmez ve mesafeyi ışık hızına yakın hızda katederler.

Nötrinolar ayrıca güneş sistemimizin ötesindeki astronomik kaynakları araştırmada da kullanılabilir.Ayrıca nötrinolar yıldızlar arası ortamdan kayde değmeyecek kadar eksilerek geçebilen bilinen tek parçacıktır.Optik fotonlar toz, gaz ve arka plan ışıması tarafından engellenebilir ya da dağıtılabilirler.Ömürsüz foton veya atam çekirdeği formundaki yüksek enerjili kozmik ışınlar GZK kesmesinden dolayı 100 megaparsekten daha fazla ilerleyemezler.Nötrinolar bu mesafeyi ve daha fazlasını çok az eksilerek katedebilirler.

Samanyolu'nun galaktik çekirdeği gaz ve birçok parlak cisim tarafından perdelenmektedir.Samanyolu'nun galaktik çekirdeğinden salınan nötrinoların Dünya merkezli teleskobu ile önümüzdeki 10 yılda algınabileceği düşünülmektedir.

Nötrinoların başka bir kullanım alanı da devasa kütlelere sahip yıldızların çökmesi olan süpernovaları incelemektir. Süpernovaların çekirdek çökmesi evresi hayal edilemeyecek yoğunluk ve enerjiye sahiptir.Bu büyük yoğunluktan nötrinolar hariç kaçabilecek bilinen başka bir parçacık yoktur.Sonuç olarak, süpernovaların enerjilerinin %99'unu hızlı(10 saniye)nötrino patlamaları olarak saldıkları bilinmektedir ve süpernovada gerçekleşen olayları incelemede kullanılabilirler.

Nötrinonun kütlesini belirlemek de kozmolojinin önemli bir kontrolü olacaktır.Nötrinonun ileriki zamanlarda daha birçok kullanım alanı bulunacağı kesindir.Astrofizik açısından nötrinoların bir gözlem tekniği olarak geçerliliği, astrofizik camiasının nötrino araştırmalarına olan ilgisini arttırmaktadır.

Parçacık fiziğinde nötrinoları çalışmanın en önemli motivasyonu, parçacıkların standart modelinde teorize edilen en küçük kütleli, dolayısıyla en az enerjili parçacığı olmasıdır.Örneğin, eğer ki elektron, müon ve taudan sonra dördüncü nesil fermiyon varsa,parçacık hızlandırıcılarda en kolay elde edilen dördüncü nesil nötrino olacaktır.

Nötrinolar ayrıca kuantum yerçekimi etkisini çalışmada da kullanılabilirler. Güçlü kuvvet ve elektromanyetik kuvvetten (manyetik momentleri yok ise eğer) etkilenmediklerinden, genelde bileşik halde bulunmadıklarından ve bozunmaya girmeye meyilli olmadıklarından rahatlıkla ayrıştırılarak bir kuantum seviyesindeki nötrinonun üzerinde yerçekimi etkisi araştırılabilir.

Referanslar[değiştir | kaynağı değiştir]

  • http://www.ps.uci.edu/~superk/neutrino.html
  • J. Bahcall et al. (2005). "New Solar Opacities, Abundances, Helioseismology, and Neutrino Fluxes". The Astrophysical Journal 621: L85–L88. doi:10.1086/428929.
  • K. Riesselmann (2007). "Logbook: Neutrino Invention". Symmetry Magazine 4
  • M.F. L'Annunziata (2007). Radioactivity. Elsevier. p. 100. ISBN 978-0-444-52715-8.
  • A. Goobar, S. Hannestad, E. Mörtsell, H. Tu (2006). "The neutrino mass bound from WMAP 3 year data, the baryon acoustic peak, the SNLS supernovae and the Lyman-α forest". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics 606: 19. doi:10.1088/1475-7516/2006/06/019. arXiv:astro-ph/0602155.
  • C.L Cowan Jr., F. Reines, F.B. Harrison, H.W. Kruse, A.D McGuire (July 20, 1956). "Detection of the Free Neutrino: a Confirmation". Science 124 (3212): 103–4. doi:10.1126/science.124.3212.103. PMID 17796274.
  • Winter, Klaus (2000). Neutrino physics. Cambridge University Press. p. 38ff. ISBN 978-0-521-65003-8.

This source reproduces the 1956 paper.

  • "The Nobel Prize in Physics 1995". Nobelprize.org. Retrieved 29 June 2010.
  • I.V. Anicin (2005). "The Neutrino – Its Past, Present and Future". arΧiv:physics/0503172 [physics.hist-ph].
  • M. Maltoni et al. (2004). "Status of global fits to neutrino oscillations". New Journal of Physics 6: 122. doi:10.1088/1367-2630/6/1/122. arXiv:hep-ph/0405172.
  • S. Eidelman et al. (Particle Data Group) (2004). "Leptons in the 2005 Review of Particle Physics". Physics Letters B 592 (1): 1–5.
  • S.E. Shnoll, K.I. Zenchenko, I.I. Berulis, N.V. Udaltsova, I.A. Rubinstein (2004). "Fine structure of histograms of alpha-activity measurements depends on direction of alpha particles flow and the Earth rotation: experiments with collimators". arΧiv:physics/0412007 [physics.space-ph].
  • Stanford University (August 2010). "The strange case of solar flares and radioactive elements". Press release.
  • E. Kolbe, G.M. Fuller (2004). "Neutrino-Induced Fission of Neutron-Rich Nuclei". Physical Review Letters 92 (11): 1101. doi:10.1103/PhysRevLett.92.111101.
  • A. Kelic, K.-H. Schmidt (2005). "Cross sections and fragment distributions from neutrino-induced fission on r-process nuclei". Physics Letters B 616 (1–2): 48–48. doi:10.1016/j.physletb.2005.04.074. arXiv:hep-ex/0312045.
  • G. Karagiorgi et al. (2007). "Leptonic CP violation studies at MiniBooNE in the (3+2) sterile neutrino oscillation hypothesis". Physical Review D 75 (013011): 1–8. doi:10.1103/PhysRevD.75.013011.
  • M. Alpert (August 2007). "Dimensional Shortcuts". Scientific American. Retrieved 2009-10-31.[dead link]
  • R. Cowen (2 February 2010). "Ancient Dawn's Early Light Refines the Age of the Universe". Science News. Retrieved 2010-02-03.
  • LLNL/SNL Applied Antineutrino Physics Project. LLNL-WEB-204112 (2006): http://neutrinos.llnl.gov/
  • Applied Antineutrino Physics 2007 workshop: http://www.apc.univ-paris7.fr/AAP2007/
  • DOE/Lawrence Livermore National Laboratory (2008, March 13). New Tool To Monitor Nuclear Reactors Developed. ScienceDaily. Retrieved March 16, 2008, from http://www.sciencedaily.com/releases/2008/03/080313091522.htm
  • C. Giunti, C.W. Kim (2007). Fundamentals of neutrino physics and astrophysics. Oxford
  • P. Adamson et al. (MINOS Collaboration) (2007). "Measurement of neutrino velocity with the MINOS detectors and NuMI neutrino beam". arΧiv:0706.0437 [hep-ex].
  • A. Goobar, S. Hannestad, E. Mörtsell, H. Tu (2006). "The neutrino mass bound from WMAP 3 year data, the baryon acoustic peak, the SNLS supernovae and the Lyman-α forest". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics 606: 19. doi:10.1088/1475-7516/2006/06/019. arXiv:astro-ph/0602155.
  • R.N. Mohapatra et al. (APS neutrino theory working group) (2007). "Theory of Neutrinos: A White Paper". Reports on Progress in Physics 70: 1757. doi:10.1088/0034-4885/70/11/R02. arXiv:hep-ph/0510213.
  • T. Araki et al. (KamLAND Collaboration) (2005). "Measurement of Neutrino Oscillation with KamLAND: Evidence of Spectral Distortion". Physical Review Letters 94 (8): 081801. doi:10.1103/PhysRevLett.94.081801.
  • Fermilab (30 March 2006). "MINOS experiment sheds light on mystery of neutrino disappearance". Press release. Retrieved 2007-11-25.
  • C. Amsler et al. (Particle Data Group) (2008). "The Review of Particle Physics: Neutrino Mass, Mixing, and Flavor Change". Physics Letters B 667: 1.
  • Th. M. Nieuwenhuizen (2009). "Do non-relativistic neutrinos constitute the dark matter?". Europhysics Letters 86: 59001. doi:10.1209/0295-5075/86/59001.
  • Cern - Physicists unlock mystery of subatomic particle - Los Angeles Times
  • sciencedaily.com ("Upper Bound of 0.28 eV on Neutrino Masses from the Largest Photometric Redshift Survey", Physical Review Letters, 105, 031301 DOI: 10.1103/PhysRevLett.105.031301)
  • B. Kayser (2005). "Neutrino mass, mixing, and flavor change". Particle Data Group. Retrieved 2007-11-25.
  • S.M. Bilenky, C. Giunti (2001). "Lepton Numbers in the framework of Neutrino Mixing". International Journal of Modern Physics A 16 (24): 3931–3949. doi:10.1142/S0217751X01004967. arXiv:hep-ph/0102320.
  • Nuclear Fission and Fusion, and Nuclear Interactions. NLP National Physical Laboratory. 2008. Retrieved 2009-06-25.
  • Typically about one third of the heat which is deposited in a reactor core is available to be converted to electricity, and a 4,000 MW reactor would produce only 2,700 MW of actual heat, with the rest being converted to its 1,300 MW of electric power production.
  • Bernstein, A., et al. (2001). "Nuclear Reactor Safeguards and Monitoring with Antineutrino Detectors". arΧiv:nucl-ex/0108001.
  • A. Bandyopadhyay et al. (ISS Physics Working Group) (2007). "Physics at a future Neutrino Factory and super-beam facility". arΧiv:0710.4947 [hep-ph].
  • F. Reines, C. Cowan Jr. (1997). "The Reines-Cowan Experiments: Detecting the Poltergeist". Los Alamos Science 25: 3.
  • A.K. Mann (1997). Shadow of a star: The neutrino story of Supernova 1987A. W. H. Freeman. p. 122. ISBN 0-7167-3097-9.
  • J.N. Bahcall (1989). Neutrino Astrophysics. Cambridge University Press. ISBN 0-521-37975-X.
  • Davis, D. Raymond Jr. (2003). "Nobel Lecture: A half-century with solar neutrinos". Reviews of Modern Physics 75 (3): 10. doi:10.1103/RevModPhys.75.985.